Symbiotic star T CrB as an extreme SU UMa type dwarf nova
本文通过统计 T CrB 活跃相并比对可见光与 X 射线演化，认为其属于具有极长轨道周期的 SU UMa 型矮新星，并提示下一次经典新星爆发或即将发生。
2023-07-25 astro-ph.SR
The 2010 nova outburst of the symbiotic Mira V407 Cyg
共生双星Mira V407 Cyg在2010年经历的新星爆发已经在光学和红外波段进行了广泛的研究，包括光度和光谱观测。这一爆发，让人想起RS Oph所显示的类似事件，可以被描述为一个非常快速的He/N新星爆发，同时深深嵌入其凉爽的巨大同伴的稠密风中。最初的热核闪光产生的硬辐射电离并激发了很远距离的米拉风（在4天的时间尺度上观察到复合）。新星喷出物被发现随着时间的推移逐渐减速，因为它扩展到米拉风。这是从线宽从+2.3天的2760 km/s到+196天的200 km/s的变化推导出来的。米拉的风是巨大的，并且足够扩展到一个外部中性和未受干扰的区域，以在所有爆发阶段生存下来。
2010-11-03 astro-ph.SR
NSV 11749: Symbiotic Nova, Not a Born-Again Red Giant
NSV 11749是一颗研究较少的变星，由W. J. Luyten，在1903年前后有一次长时间的爆发，最高达到12.5等的蓝色。在爆发之后，它显然在过去的一个世纪中一直处于蓝色17等的平静状态。最近有人提出，NSV 11749可能是一颗低质量或中等质量的恒星，经历了最后一次氦壳闪光，使它暂时成为一颗“再次闪烁”的红巨星。如果是这样的话，它将是这个类别的第四个已知成员，以及V605 Aql，FG Sge和V4334 Sgr。然而，我们新获得的物体的光学和近红外光谱表明，它是一个共生的双星，具有强烈的巴耳末和He I-II发射线，与光谱类型为M1-2 III的冷红巨星伴星相结合。1903年的爆发很可能是一个共生新星事件，目前已知的只有不到12个。
2012-10-23 astro-ph.SR
Active phases and flickering of a symbiotic recurrent nova T CrB
T CrB是一颗共生的复发新星，已知表现出活跃的阶段，其特征是热成分温度的明显增加和闪烁的出现，即在分钟的时间尺度上观察到的通量的变化。历史上的紫外线观测已经排除了轨道可变性作为闪烁的解释，而是建议闪烁是由可变的质量转移引起的。我们已经分析了光学和X射线观测调查的闪烁的性质，以及在T CrB的活动阶段。分光光度观测证实，活动期有~ 1000 d和~ 5000 d两个周期。X射线中的闪烁被检测到，并且遵循与光学中观察到的类似的振幅-通量关系。闪烁在较硬的X射线能量下最为突出，这表明它起源于吸积盘和白矮星之间的边界层。来自边界层的X射线辐射然后被厚的吸积盘或星云再处理成紫外线辐射。更详细的了解闪烁将受益于长期同步X射线和光学监测的现象，在共生复发新星和相关的系统，如Z和型共生星。
2016-07-22 astro-ph.SR
A remarkable sample of new symbiotic stars towards the Galactic Bulge
共生星是轨道周期最长的相互作用双星，其中新星样的爆发是由高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星伴星上产生的。长期光度监测调查，如OGLE和OOO是理想的平台，以确定在共生星新星样事件，但只有少数已知的系统在这些调查的小足迹。我们介绍了一个系统的H α发射线天体巡天，它结合了深2dF/AAOmega光谱学、OGLE和BAOO测光，对银河系隆起方向35 ° ^2范围内的新共生星进行了巡天。这个强大的组合已经发现了近24颗新的共生星，十几颗可能的共生星，以及其他几颗不寻常的阿尔法发射线星。虽然我们没有发现任何类似新星的活动，但光变曲线确实表现出半规则和Mira脉动，轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。在这里，我们介绍几种新的共生体，包括H1-45，这是已知的第四种碳共生体Mira。根据其周期光度关系距离为6.2+-1.4 kpc，这一引人注目的发现可能是属于银河系隆起的第一颗发光碳星，可能为隆起中令人困惑的发光碳星缺乏提供新的线索。我们还提出了两个老新星在星云阶段捕获，补充其他调查，以更好地了解老新星人口。
2013-05-21 astro-ph.SR
The Curious Case of ASAS J174600-2321.3: an Eclipsing Symbiotic Nova in Outburst?
恒星ASAS J174600-2321.3被发现表现出特殊的光度变化（明显的亮度约为4等（V），光度快速下降，内在脉动）。它被拒绝作为RCB候选人在最近的调查光谱的理由。我们已经收集并提出了所有可用的数据，从公共天空调查，测光目录，和文献。通过对这些数据的分析，我们确定ASAS J174600-2321.3是一个长周期食双星（Porb = 1011.5天）。主星可能是一颗白矮星，目前正处于爆发状态，其光谱特征是一颗变红的早期F型超巨星;而副星则是一颗光谱型为晚期M的巨星。我们讨论了所观察到的增亮，这是有关的主要成分的可能来源。ASAS J174600-2321.3是一颗食共生双星，可能是一颗NC型的共生新星，目前正在爆发中。然而，需要进一步的光度和光谱数据来证实这一点。
2015-01-21 astro-ph.SR
Symbiotic novae
本文综述共生新星的多波段观测性质，基于RS Oph和V407 Cyg等爆发提出三维模型以定位各类辐射源区，并编制银河系共生新星修订星表，同时讨论T CrB即将再次爆发的前景。
2024-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The symbiotic recurrent nova V3890 Sgr: binary parameters and pre-outburst activity
本文介绍和分析了共生型复发新星V3890 Sgr在静止期的光学光度学和高分辨率SALT光谱。轨道周期，P=747.6天已从光度和光谱数据推导出来。我们的双线光谱轨道表明，质量比q=M_g/M_WD=0.78 ± 0.05，组分质量为M_WD=1.35 ± 0.13 Msun，M_g=1.05 ± 0.11 Msun。轨道倾角约为67-69度。红巨星正在填满（或几乎填满）它的洛希瓣，而由它的洛希瓣半径d=9 kpc所确定的距离，与巨脉动周期所产生的结果一致。V3890 Sgr的爆发强度与大麦云云中RNe的爆发强度非常相似。V3890 Sgr显示出显着的光度和光谱活动之间的新星爆发的时间尺度类似于那些观察到的共生周期新星T CrB和RS Oph和Z和型共生系统。活动源有一个双温结构，我们已经与存在的吸积盘。这种活动是由吸积速率的变化引起的。我们还提供的证据表明，V3890 Sgr包含一个CO WD吸积在一个高的，几个1 e-8 - 1 e-7 Msun/年，率。WD的质量正在增长，并且应该在大约1，000，000年内产生Ia型超新星-红巨星的预期寿命。
2021-04-13 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric observations of Symbiotic Nova PU Vul during 2009-2016
一组新的低分辨率光谱和UBVJHKL光度观测的共生新星PU Vul。这对双星在1977年共生新星爆发后仍在进化，现在它处于星云阶段。发现1977年以后的第三个轨道周期的光变曲线变化较大。现在，PU Vul的光变曲线呈正弦波（U波段振幅约为0.7等），这是典型的共生星静止状态。由于冷组分脉动而引起的亮度变化现在在VRI光变曲线中清晰可见。脉动幅度从V波段的0.5等增加到I波段的0.8等。这两种类型的可变性，以及一个非常缓慢的变化，由于1979年爆发后的演变热组分的物理参数，影响系统的光谱能量分布。发射谱线的变化是非常复杂的。只有氢线通量随轨道相位变化。第三个轨道周期的一个重要特征是OVI，6828 A拉曼散射线的首次出现。我们用Zanstra方法测定了He Ⅱ 4686谱线的热组分温度。我们的估计是大约150000 K的光谱在2014年获得的轨道最大值附近。在脉动极小值附近导出的VO光谱指数对应于PU Vul冷分量的M6光谱类。
2018-03-15 astro-ph.SR
Optical Time-Series Photometry of the Symbiotic Nova V1835 Aquilae
我们目前的时间序列CCD测光的$BVRI$通带的最近确定的共生新星V1835天鹰座（NSV 11749）的间隔为5.1年，7-14天的节奏，在其静止期观察。我们发现$V$的慢光变化范围为$\sim$ 0.9等，$I$的慢光变化范围为$\sim$ 0.3等。对这些数据的分析表明，在$419 \pm 10$天，我们解释为系统的轨道周期强的周期性。正弦相位光变曲线的下降表明，由于巨星的潮汐扭曲，V1835 Aql的椭球效应很弱，这反过来又打开了一种可能性，即V1835 Aql通过洛希瓣溢出而不是通过恒星风将其部分质量转移到热分量。我们还发现证据表明V1835 Aql是一颗S型共生星，相对没有星周尘埃，并将其列入共生体的核燃烧组。最后，我们提供测光，周期和光变曲线分类的22个变星在周围的V1835 Aql领域，其中约一半是新发现的。
2022-09-22 astro-ph.SR
FBS 0107-082: A Symbiotic Binary in a Rare Prolonged Outburst?
FBS 0107 -082是一颗发射线天体，之前被归类为类新星激变变星。新的光谱显示了非常强的氢巴耳末线，以及星云的禁戒线光谱和早期F光球的吸收特征。当结合其他红外和光学数据从文献中，这些数据点的对象是一个共生新星看到一个长时间的爆发。分、日、年时间尺度上的光度测量只显示出非常微弱的变化。
2010-05-04 astro-ph.SR
Spectroscopic Signature of a Re-established Accretion Disk in Symbiotic-like Recurrent Nova RS Ophiuchi
本文提出了一种新的方法，它可以确定吸积盘在经历新星破裂后重新建立的时间。该方法是基于再电离的喷出物的光电离从释放的辐射在边界层从吸积。
2023-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Photometric Observations and the 2015 Eclipse of the Symbiotic Nova Candidate ASAS J174600-2321.3
食双星系统ASAS J174600-2321.3，过去曾显示出约4等（V）的显著增亮，最近被确定为共生新星候选者。2014年7月启动了一项长期光度监测计划。在目前的活跃阶段，该系统显示出大约每33个月发生一次振幅约为3.5等（V）的深食。为了监测2015年的日食，AAVSO发布了510警报通知。在随后的活动中，航空航天志愿服务组织的观察员在约翰逊B号上进行了338次测量，在约翰逊V号上进行了393次测量，在约翰逊I号上进行了369次测量，并进行了27次目视观测。本文介绍并分析了来自AAVSO国际数据库的这些数据，以及上述光度监测计划的观测结果。根据这些数据，我们能够将轨道周期精确到Porb = 1012.4天。此外，这些数据暗示平均亮度略有下降，如果被证明是真的，可能表明爆发的下降。
2015-12-04 astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic-like recurrent nova V407 Cygni during its 2010 outburst. II. The circumstellar environment and the aftermath
天鹅座V407在2010年3月10日的新星爆发是这颗恒星的第一次观测，但它与著名的共生型复发新星RS Oph的相似之处表明它也是这种罕见类型的银河系新星的成员。这颗新星是第一个在$γ$射线能量下被探测到的新星，也是该系统中第一个已知的新星爆炸。这种爆发的广泛的多波长覆盖范围使其成为与类似系统已知的少数其他爆发的理想比较。我们扩展我们以前的分析，从爆炸的米拉和扩大冲击详细的时间发展的光电离的米拉风，拱星介质，和冲击拱星环境，推导出它们的物理参数，以及它们如何与环境的大尺度结构，扩展以前的覆盖面超过500天后爆发。在Mira风中形成的Fe峰离子的吸收线在第69天之前的低速下可见为P Cyg轮廓，大约在X射线峰的时间，我们确定了许多吸收跃迁，而没有伴随金属线的发射。在2010年观察期间，H Balmer线显示出较强的P Cyg吸收谷，该吸收谷在第128天减弱。我们区分的冲击，光电离环境，色球层和内米拉风爆发后超过一年采取的光谱的组件。多壳层和辐射激发现象与最近引用的GRB和SNIa（严重截断）相似。
2011-12-10 astro-ph.SR
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
2012-03-23 astro-ph.SR
Swift observations of the 2015 outburst of AG Peg -- from slow nova to classical symbiotic outburst
共生星通常包含表面有准稳定壳燃烧的白矮星。然而，在大多数共生体中，这种燃烧的起源尚不清楚。然而，在共生的慢新星中，它与过去的热核失控有关。2015年6月，共生的慢新星AG Peg被发现，这是自1850年以来的第二次光学爆发。这次爆发的持续时间和幅度都比以前的爆发要短得多，而且它包含了多个峰值--就像经典共生星如Z和Z中的爆发一样。我们报告了2015年6月至2016年1月期间对AG Peg进行的Swift X射线和紫外线观测。X射线通量在几天的时间尺度上变化很大，特别是在接近光学极大值的四天内，当X射线变得明亮而柔和时。这种强烈的X射线变化又持续了一个月，之后X射线随着光通量的下降而变硬。整个爆发过程中紫外线通量都很高，这与白矮星上的准稳定壳燃烧相一致。由于白矮星周围的吸积盘通常不会产生可探测的X射线（由于边界层的康普顿冷却），X射线可能来自喷出物中的激波。由于X射线的光电吸收变化不明显，因此X射线的变化可能与受冲击材料的性质直接相关。AG Peg从一颗缓慢的共生新星（推动了1850年的爆发）转变为一颗经典的共生星，这表明至少有一些共生星的外壳燃烧是之前新星的残余燃烧。
2016-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of Binary Configuration in Shaping Nova Evolution via Wind Accretion in Symbiotic Systems
本文通过调控共生双星的三个关键参数模拟BHL风吸积过程，发现该机制下轨道长期扩张、白矮星质量持续降低，这类系统无法成为Ia型超新星前身。
2025-11-18 astro-ph.SR
Increasing activity in T CrB suggests nova eruption is impending
共生复发新星（RNe）的吸积率的估计往往达不到理论预期的数量级。如果白矮星（WD）的质量积累是高度分散的，并且大多数观测都是在低状态下进行的，那么这种明显的差异就可以解决。在这里，我们使用的档案数据的重新分析，从数字访问天空世纪@哈佛大学（DASCH）调查认为，最近的新星喷发共生RN T CrB，在1946年，发生在-因此触发-一个短暂的吸积高状态。基于相似的光学光变曲线在1946年左右的前一次喷发的时间，在1866年，我们认为WD在T CrB积累的大部分燃料需要点燃热核失控（TNR）在吸积高状态。这种状态的一个自然起源是类似于矮新星的吸积盘不稳定性，这是在共生双星中可能存在的大圆盘中预期的。因此，共生RNe中TNR的时间可以由它们的吸积盘的稳定性来决定。T CrB正处于吸积的高状态，就像我们在过去两次新星爆发中看到的那样。结合TNR发生时间的临近，基于前两颗新星（$2026 \pm$ 3）之间80年的间隔，目前的吸积高状态增加了未来几年TNR发生在T CrB的可能性。
2020-09-24 astro-ph.SR
Resolving the mass transfer in the symbiotic recurrent nova T Coronae Borealis
本文利用相位分辨高分辨率光谱和多普勒层析成像，解析了共生再发新星北冕座T在超活跃阶段的质量转移机制，发现洛希瓣溢流增强、吸积盘充分演化，并识别出亮斑、辐照、盘风及双极喷流等多种相互作用位点，表明其质量转移机制与激变变星相似。
2025-01-06 astro-ph.SR
Evolution of the Symbiotic Nova PU Vul -- Outbursting White Dwarf, Nebulae, and Pulsating Red Giant Companion
我们提出了一个复合光曲线模型的共生新星PU Vul（新星Vulpeculae 1979年），显示了一个长期持续的平坦的光学峰，然后缓慢下降。我们的模型光变曲线由三个发射分量组成，即，一颗爆发的白矮星（WD）、它的M巨星伴星和星云。当WD的光球温度上升到logT（K）>~ 4.5时，WD分量在平峰中占主导地位，而星云则占主导地位，说明WD的起源。我们分析了1980年和1994年的日食是由脉动的M-巨星伴星遮蔽的WD的全食，有两个星云发射源;一个是M-巨星的冷风起源的未遮蔽星云，另一个是与WD相关的部分遮蔽星云。我们证实了我们的理论爆发模型的PU Vul新的观测估计，跨越32年，温度和半径。此外，我们的日食分析证实，WD光球减少了两个数量级之间的1980年和1994年的日食。我们得到红化E（B-V）~ 0.3和到PU Vul d ~ 4.7kpc的距离。我们解释了最近的亮度恢复在WD周围的热星云的日食方面，这表明氢燃烧仍在继续。为了检测超软X射线，我们建议在2014年6月前后进行X射线观测，此时中性氢的吸收最小。
2012-02-28 astro-ph.SR
LMC S154: the first Magellanic symbiotic recurrent nova
经典的新星爆发已经被认为存在于一些河外共生星中，但在任何一个系统中都没有被证实。在这项工作中，我们研究这些系统之一，LMC S154的性质。我们收集了档案测光观察，以确定在这个系统中的变化的时间尺度和性质。此外，我们进行了光度和光谱系统的监测，并拟合合成光谱的观察。红巨星光球中的碳丰度明显高于星云中的碳丰度，这证实了新星爆发喷出物对环双星物质的污染。光度和光谱数据显示，该系统在2009年达到了平静，这意味着第一次在河外共生星中观察到新星爆发的所有阶段。这些数据表明，在LMC S154中很可能观察到三次爆发，这将使该系统成为一类罕见的共生复发新星的成员。光谱中日冕线的发现支持了该系统的周期性，日冕线仅在与大质量白矮星共生的恒星中观察到，并且具有短周期爆发。收集的证据足以将LMC S154归类为第一颗真正的河外共生新星，这可能是一颗复发新星。它也是第一颗拥有富碳供体的新星。
2019-02-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar Shell Formation in Symbiotic Recurrent Novae
我们提出的模型球对称经常性新星壳相互作用的拱星物质的共生系统组成的红巨星驱逐风，和一个白矮星吸积从这种材料。周期性爆发的新星会周期性地以高速（$\gtrsim 10^3$ km/s）将物质喷射到红巨星风剖面中，当星周物质被卷起时，会产生减速冲击波。高的星周物质密度导致冲击风和喷出物的冷却时间非常短，只有几天到几周。因此，壳层的后期演化由动量守恒而不是能量守恒决定。我们计算和显示的演变轨迹壳减速，以及冲击后的结构。在扫过所有红巨星风后，壳以$\sim 100$ km/s的速度滑行，这取决于系统参数。这些速度类似于共生新星RS Oph的蓝移星周物质，以及一些显示星周物质证据的Ia型超新星，如2006 X，2007 le和PTF 11 kx。在这样的系统中发生的超新星可能不会显示出星周物质的相互作用，直到内部的新星壳被超新星喷出物击中，爆炸后几天到几个月。
2012-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
FUSE Spectroscopic Analysis of the Slowest Symbiotic Nova AG Peg During Quiescence
我们提出了一个远紫外光谱分析已知最慢的共生新星AG Peg（M3/4 III巨星+热白矮星; P = 818.4天），经历了一个新星爆炸在1850年，随后是一个非常缓慢的下降，直到1996年才结束，标志着开始的平静。这19年的静止期在2015年6月结束，当时AG Peg展示了一个光学振幅为1.5等的Z And型爆发。我们已经进行了吸积盘和WD光球合成光谱建模的远紫外光谱探测器（FUSE）光谱在2003年6月5.618日获得的平静间隔12年前的2015年爆发。光谱受ISM吸收和强发射线的影响很大。假设E（B-V）= 0.10，这是AG Peg方向上银河系红化的最大值。我们讨论我们采用前盖亚距离超过盖亚视差。对于一系列的白矮星表面重力和表面温度，我们发现最适合的光球是温度T = 150，000 K，低重力log（g）~6.0-6.5的热WD。对于800 pc的距离，比例WD半径约为0.06 Rsun，对于0.65 Msun WD质量，log（g）= 6.67。我们从这个模型中得到的亮度是1729 Lsun。热光球模型提供了更好的拟合比吸积盘模型，FUV通量赤字对较短的波长的FUSE，下降到莱曼极限。考虑到真正的共生吸积盘的性质的不确定性，并且，虽然一个非常热的低重力简并恒星主导FUV通量，但不能简单地排除稳态（标准）吸积盘的存在。
2019-02-26 astro-ph.SR
A Mystery in Chamaeleon: Serendipitous Discovery of a Galactic Symbiotic Nova
我们提出了一个低光度新星发生在银河系中的共生双星系统的偶然发现。我们列出了大量的档案数据，以及与Chamaeleon星座中的恒星对象V $^*$ CN Cha相关的新的后续观测。该天体在其最近的过去具有长周期（$\sim\! 250\,$天）、高振幅（$\sim\! 3\,$等）的光学变率，在此之前光学亮度增加了$\sim\! 8\,$等，并在此光度下持续了约3年，随后是一段$\sim\! 1.4\,{\rm mag}\,{\rm yr}^{-1}$变暗的时期。该天体目前的光学光度似乎是由H $α$发射所主导，它也表现出蓝移吸收（一个类似天鹅座的P型轮廓）。在考虑了许多理论来解释这些无数的观测结果，我们确定V $^*$ CN Cha最有可能是一个共生（一个演化的恒星-白矮星双星）系统，它经历了一个长时间，低光度，新星。按照这种解释，V $^*$ CN Cha的爆发是有史以来观测到的光度最低的新星之一。
2020-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a probable very fast extragalactic nova in a symbiotic binary
非常快的新星是演化非常快的新星（只有几天的时间尺度）。由于它们的快速演化，非常快的新星是具有挑战性的检测和研究，特别是在早期。在这里，我们报告的发现，这是我们的瞬态紫外线天体项目的一部分，在附近的螺旋星系NGC 300可能非常快的新星。我们在近紫外线（NUV）中检测到了上升到峰值（这对于非常快的新星来说是很少观察到的），第一次检测是在喷发开始后大约2小时。在紫外和可见光波段也观察到了衰减的峰值和早期阶段。该源在3.5天内迅速衰变2个NUV星等，使其成为已知最快的新星之一。此外，在档案近红外斯皮策和VIRCAM图像中发现了一个可能的静止对应物，但在任何深光学和紫外观测中都没有发现，这表明在静止时有一个非常红色的光谱形状。爆发和平静的性质表明该系统可能是一个共生双星。我们讨论了这种新的瞬态的背景下，非常快的新星一般，特别是作为一个有前途的超新星Ia型祖先的候选人，由于其非常高的推断WD质量（~1.35 Ms，确定通过比较这个源其他非常快的新星）。
2022-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of the symbiotic recurrent nova V407 Cyg. I. Accretion and shock evolutions
通过三维流体力学模拟研究了共生双星系统中红巨星喷出物与风的激波相互作用及其演化。我们特别模拟了2010年3月共生周期新星V407~Cygni从静止阶段到爆发阶段的爆发。详细研究了风-白矮星相互作用引起的星周密度增强。发现密度增强效率取决于轨道速度与红巨星风速的比值。与另一颗周期性新星RS~Ophiuchi不同，我们没有观察到强烈的盘状密度增强，而是观察到非球面密度分布，赤道面的$\sim 20\%$密度高于两极。为了模拟2010年的爆发，我们考虑了几个物理参数，包括红巨星质量损失率，新星爆发能量和喷出物质量。对激波相互作用和演化的详细研究表明，激波与红巨星风的相互作用产生了强烈的瑞利-泰勒不稳定性。此外，伴星的存在和星周密度的增强极大地改变了新星阶段的激波演化。在清除了大部分的星周介质后，喷出物的速度减小到$\sim 100-300$ km-s $^{-1}$，这与2011年4月观测到的[N~II]谱线的扩展向红发射一致。
2015-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Theoretical light curve models of the symbiotic nova CN Cha -- Optical flat peak for three years
本研究针对慢速共生新星CN Cha的三年光学平坦峰特征，基于流体静力学近似建立理论光变曲线模型，估算其白矮星质量约0.6倍太阳质量，解释了平坦峰新星与多峰新星的差异成因。
2023-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of true, likely and possible symbiotic stars in the dwarf spheroidal NGC 205
在本文中，我们讨论的光度和光谱观测的新发现的（共生）系统的矮球状星系NGC 205。Gemini多目标摄谱仪开关带[O III] 5007 A发射成像突出显示了几个[O III]线发射器，然后获得其光谱（Gonçalves等人，2014）。对三个物体光谱的详细研究使我们能够将它们确定为真实的、可能的和可能的共生系统（SySts），这是在这个星系中发现的第一个共生系统。SySt-1被明确地归类为共生星，因为它有独特的发射线，只属于共生光谱，即众所周知的O VI拉曼散射线。SySt-2只可能是一个SySt，因为Ne VII在4881 A的拉曼散射线，最近在一个研究得很好的银河系共生体中被确定为共生体的另一个非常显著的特性，也可以被确定为N III或[Fe III]。最后，SySt-3可能是一个共生双星，因为在光谱的红色部分，它显示了一个晚期巨星的连续谱，以及中等到高电离的禁戒线，如[Fe v] 4180 A。对后者系统的共生性质持怀疑态度的主要来源是它们在[O III] 4363/Hγ与[O III] 5007/Hβ诊断图中的PN区域中的位置（Gutierrez-Moreno et al. 1995）。值得一提的是，至少另外两个已确认的共生体，一个是本星系群矮球状IC 10，另一个是银河系，也在这张图中错位了。
2014-11-19 astro-ph.SR
Infrared studies of Nova Scorpii 2014: an outburst in a symbiotic system sans an accompanying blast wave
近红外光谱是为天蝎座新星2014提供的。它表明，爆发发生在一个共生的二元系统-一个非常罕见的配置，一个经典的新星爆发发生，但适当的喷发的经常性新星的T CrB类。我们估计次级的光谱类为M5 III $\pm$（两个子类）。最大震级与下降率（MMRD）的关系给出了一个不可接受的大值37.5千秒差距的距离。的光谱是典型的He/N类的新星与强大的HeI和H线。的配置文件是广泛的，平顶与全宽零强度（FWZI）接近9000-10000公里秒$^{-1}$，也有一个尖锐的狭窄的组件叠加，这是由于从巨人的风排放。伴随着X射线和$γ$射线的热冲击气体，预计将在新星的高速喷出物冲入周围的巨风时形成。尽管观察到X射线发射，但未报告$γ$射线发射。同样令人困惑的是，在近红外（NIR）中没有看到减速激波的特征，在类似的系统如RS Oph，V745 Sco和V407 Cyg中看到，因为线轮廓迅速变窄。小的爆发幅度和巨大的次级强烈表明Nova Sco 2014可能是一颗复发新星。
2015-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Raman-scattered O VI features in the symbiotic nova RR Telescopii
RR Tel是一个相互作用的双星系统，其中一颗热白矮星（WD）通过引力捕获其恒星风从米拉型变星吸积物质。这颗共生新星在6825和7082的位置显示出强烈的拉曼散射O VI 1032和1038特征。我们展示了2016年和2017年在智利麦哲伦-克莱望远镜的麦哲伦稻盛京瓷埃切勒（MIKE）摄谱仪上拍摄的RR Tel的高分辨率光谱。我们的目的是研究恒星风吸积RR Tel的拉曼光谱特征的轮廓分析。利用非对称OVI盘模型，我们得到了典型的开普勒速度$> 35{\rm km~s^{-1}}$，相应的尺度< 0.8 au.最适合的拉曼配置文件是获得与米拉${\dot M}\sim2\times10^{-6}~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$的质量损失率和风终极速度$v_{\infty}\sim 20~{\rm km~s^{-1}}$。我们比较了MIKE数据与2003年在MPG/ESO 2.2米望远镜上用光纤馈入的扩展范围光学光谱仪（FEROS）拍摄的档案光谱。它使我们能够突出的拉曼O VI功能的配置文件的变化，指示在过去的二十年中的O VI磁盘的密度分布的变化。我们还报告了在3811 nm和3834 nm处检测到O VI复合线，这些复合线与其他发射线混合。我们的剖面分解表明，O VII的重组发生在更接近WD比O VI 1032 <$N和1038 <$N的发射区。
2021-05-20 astro-ph.SR
The nature of the symbiotic candidate 2MASS J07363415+6538548 in the field of NGC 2403
新的共生变量在线数据库包括几个特征不佳的物体和候选共生星，不仅在银河系，而且在其他星系。本文研究的目的是揭示2 MASS J 07363415 +6538548的性质，该天体是在NGC 2403领域发现的X射线源，并暂时被归类为共生候选者或灾难性变量。通过分析地面测量的可用光度数据，以及TESS的高精度光度测量，盖亚卫星的显着天体测量，以及从X射线到红外线的其他测量的观测结果，我们发现该物体不是共生星，也不是灾变变星，而是一个活跃的K型矮星。这颗恒星的距离为415 pc，有效温度为4 275 K，光度为0.14 L $\odot$，质量为0.7 M $\odot$，半径为0.7 R $\odot$。它的自转周期约为3天，是一个强X射线源，其X射线光度为~ $10^{30}$ erg/s。陀螺年代学和等时线拟合证实该恒星是年轻的。
2020-09-30 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Raman-scattered He II Lines in the Symbiotic Nova RR Telescopii
Sejong University（世宗大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；ESO（欧洲南方天文台）
通过高分辨率光谱观测共生新星 RR Tel 的拉曼散射 He II 线，揭示中性氢区的分布、运动学及长期演化，证明拉曼线可作为光谱层析工具。
2026-06-29 astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 astro-ph.SR
The Massive CO White Dwarf in the Symbiotic Recurrent Nova RS Ophiuchi
如果在双星系统中吸积的白矮星（WD）要产生Ia型超新星（SNIa），它们必须成长到接近克拉塞卡质量并点燃碳燃烧。最终证明WD自诞生以来已经大幅增长是一项具有挑战性的任务。氢的缓慢吸积不可避免地导致了侵蚀，而不是WDs的生长。快速吸积氢导致的氦层的增长，由于既减少简并和抑制混合的吸积氢与下面的WD。然而，直到最近，对氦吸积的WD的模拟都声称，一旦超过$\sim 10^{-1}\, \rm M_{\odot}$，氦包层就会爆炸性地喷射出来。因为CO WD不可能在出生时质量超过$\sim 1.1\, \rm M_{\odot}$，任何超过$\sim 1.2\, \rm M_{\odot}$的物体都必须有相当大的增长。我们证明了共生新星RS Oph中的WD的质量范围为1.2 - 1.4 μ M $_{\odot}$。我们比较了紫外光谱的RS Oph与那些与ONe WD的新星，并与新星爆发CO WD。RS Oph WD显然是由CO制成的，这表明它自出生以来已经大幅增长。它是最终产生SNIa的主要候选者。
2017-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
New outburst of the symbiotic nova AG Peg after 165 years
AG Peg被称为最慢的共生新星，它在1850年左右经历了类似新星的爆发。在165年后的2015年6月，它再次爆发，表现出Z和型爆发的特征。主要目标是确定2015年AG Peg爆发的基本特征，性质和类型。我们通过使用低分辨率光谱学（330-750 nm）、中分辨率光谱学（420-720 nm; R=11000）和$UBVR_{\rm C}I_{\rm C}$光度学对2015年爆发的光谱能量分布进行建模来实现这一目标。光学观测与档案HST和FUSE光谱从前面的平静补充。在爆发期间，热分量的光度范围为2-11 $\times 10^{37}(d/0.8{\rm kpc})^2$ erg/s。为了产生最大的光度，白矮星（WD）必须在$\sim 3\times 10^{-7}$ M $_{\odot}yr^{-1}$处吸积，这超过了稳定燃烧的极限，从而导致从WD吹出光学厚风。我们确定了它的质量损失率为几个$\times 10^{-6}$ M $_{\odot}yr^{-1}$。在电离源$1.5-2.3\times 10^5$ K的高温下，风将WD的一部分光球辐射转化为星云辐射，占光学辐射的主导地位。一个数量级的增加排放措施，从几个$\times 10^{59}(d/0.8 {\rm kpc})^2$厘米$^{-3}$在平静期间，到几个$\times 10^{60}(d/0.8\,{\rm …
2017-04-28 astro-ph.SR
The first hours and days of the 2021 explosion of the recurrent symbiotic nova RS Ophiuchii
Astronomical Institute, Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Private observatory Liptovská Štiavnica（利普托夫斯卡什佳夫尼察私人天文台）；ARAS Eruptive Stars Group（ARAS爆发恒星小组）；Fujii Kurosaki Observatory（藤井黑崎天文台）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）
通过光谱能量分布建模，研究2021年RS Oph爆发早期演化，揭示喷流双极结构形成机制，并证实内部激射光度对白矮星光度的贡献。
2026-06-12 astro-ph.SR
SN2010U -- a Luminous Nova in NGC 4214
亮度、光变曲线、后最大光谱以及深爆发前图像上缺乏祖星表明SN 2010 U是一颗明亮、快速的新星。它的爆发震级是一致的，为快速新星使用经典新星的最大震级下降率关系。
2010-05-24 astro-ph.SR
The Nova Rate in NGC 2403
为了确定晚型螺旋星系NGC 2403的新星率，已经完成了对该星系的多历元H-α巡天。在2001年2月至2012年4月期间，用两台不同的望远镜进行了48个夜晚的观测，共发现了9颗新星候选者。在对时间覆盖率和空间完整性进行校正后，确定每年的新星率为2.0（+0.5，-0.3）。这一速率对应于以K为单位的每10^{10}个太阳光度每年2.5+/-0.7颗新星的特定光度新星速率。这个数值与类似的哈勃类型星系M33的数值一致，也是其他测量到新星率的星系的典型数值，其范围为每年每10^{10}个太阳光度1-3颗新星。
2012-10-19 astro-ph.SR
Eruptive novae in symbiotic systems
本研究通过模拟宽距共生系统中的新星喷发，发现白矮星质量和间距影响吸积率与轨道演化，并识别出可增质的弱喷发新星，可能作为Ia型超新星前身。
2023-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric and Spectral Evolution of the Symbiotic Nova HM Sagittae since 2003
Sternberg Astronomical Institute, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天体物理研究所）
研究了HM天蝎座共生双星自2003年以来的光度和光谱变化，揭示了其长期变化和高活动期的特征。
2026-03-12 astro-ph.SR
Near Infrared studies during maximum and early decline of Nova Cephei 2014 and Nova Scorpii 2015
我们介绍了2014年3月8.79 UT和2015年2月11.84 UT分别在爆发中发现的Nova Cephei 2014和Nova Scorpii 2015的多历元近红外光谱观测。Nova Cep 2014显示了Fe II类新星的传统近红外特征，其特征在于强CI，HI和OI线，而Nova Sco 2015显示属于He/N类，具有强He I，HI和OI发射线。结果的亮点在于证明Nova Sco 2015是一个包含巨大次级的共生系统。除了T CrB类的复发新星，所有这些都有巨大的捐助者，Nova Sco 2015被证明是第三个被发现的具有巨大次级的经典新星。共生性质的证据有三个方面：第一是伴随着新星喷出物通过巨星风通道的强烈减速激波的存在，第二是从系统中看到的H $α$过剩，第三是典型的冷晚型巨星在静止时次级的光谱能量分布。的发射线轮廓的强度和形状的演变表明，喷出物的速度随时间的幂律衰减（$t^{-1.13 \pm 0.17}$）。案例B的H I Brackett线的重组分析表明，这些线的光学深度效应的影响，这两个新星。使用这种分析，我们作出估计的新星的排放措施$n_e^2L$，电子密度$n_e$和喷出物的质量。
2015-09-09 astro-ph.SR
Multiwavelength spectroscopic study of shock driven phenomena in explosive outbursts in symbiotic-like recurrent novae with emphasis on RS Ophiuchi
本研究利用多波长存档光谱数据，结合已有工具与新编写流程，分析类共生再发新星（重点为蛇夫座RS）的爆发与宁静期演化，发现同一天体不同爆发及同类不同系统的激波相关演化存在普遍相似性。
2023-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
The Recurrent Nova TCrB: A Method for Predicting the Next Eruptive Event in Nova Cycles
Enel Research（恩力研究）
基于对共生再发新星TCrB的研究，利用前人确定的关键物理参数，提出新的半经验方法推导新星重现时间变化，预测其下次爆发时间为2027年2月26日。
2026-07-13 astro-ph.SR physics.data-an
Synchrotron emission from double-peaked radio light curves of the symbiotic recurrent nova V3890 Sagitarii
本文通过 MeerKAT 和 VLA 对共生再发新星 V3890 Sgr 爆发后 1 至 540 天的射电观测，利用同步辐射光变曲线建模估算了红巨星质量损失率和白矮星抛射物质量，并排除其作为 SN 2011fe 前身天体的可能。
2023-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
AstroSat Soft X-ray observations of the symbiotic recurrent nova V3890 Sgr during its 2019 outburst
两个长的AstroSat软X射线望远镜的观测记录的共生复发新星，V3890 Sgr的第三次爆发。第一次观测运行，爆发后8.1-9.9天，最初显示了一个稳定的强度水平与硬X射线光谱，我们归因于新星喷出物和预先存在的恒星伴星之间的冲击。在第8.57天，第一个微弱的迹象出现了由白矮星表面残余燃烧提供动力的超软源（SSS）发射。观察到SSS发射在小时的时间尺度上变化很大。在第8.9天之后，SSS分量更稳定且更亮。在第二次观测中，在爆发后的第15.9-19.6天，SSS分量甚至更亮，但仍然高度可变。观察到SSS发射在第16.8-17.8天期间显著减弱，随后重新变亮。同时，冲击分量稳定，导致硬度比在衰退期间增加。AstroSat和XMM-牛顿观测已被用于研究V3890 Sgr的光谱特性，以得出定量结论，即使它们的缺点是依赖于模型。我们使用xspec来拟合等离子体发射的光谱模型，并且最佳拟合与第二次观测运行期间的元素丰度低于第一次观测运行期间的元素丰度一致，光谱>1 keV。SSS辐射与用于白矮星的非局域热平衡模型大气有很好的拟合。然而，由此产生的光谱参数，受到系统的不确定性，如原子数据的完整性。
2020-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The symbiotic binary ZZ CMi: intranight variability and suggested outbursting nature
我们提出的光度和光谱观测的共生星ZZ CMi。我们检测夜间的变化-闪烁和U波段的平滑变化。在U波段，闪烁的幅度约为0.10-0.20等。在B波段的可变性较低，振幅小于0.03马格。我们还检测到的H-α和H-β发射线的可变性，并找到一个流出的速度约为120-150公里/秒的指示。结果表明，ZZ CMi是一个吸积动力的共生体，包含一个M4-M6 III冷组分和一个类似于复发新星和喷流喷射共生星的白矮星。[The数据可查阅www.astro.bas.bg/ZSRz/ZZCMi/ZZCMi.tar.gz]
2021-10-01 astro-ph.SR
AT 2017fvz: a nova in the dwarf irregular galaxy NGC 6822
2017年8月2日，在本星系群矮不规则星系NGC 6822（巴纳德星系）中发现了一个瞬变，这是该星系中发现的第二颗经典新星。我们进行了光学，近紫外线和X射线的后续观测的喷发，其结果，我们在这里提出。这颗“非常快”的新星在$V$波段的峰值星等在$-7.41>M_V>-8.33$等范围内，下降时间为$t_{2,V} = 8.1 \pm 0.2$ d和$t_{3,V} = 15.2 \pm 0.3$ d.早期和晚期的光谱是一致的Fe II光谱类。H $α$的发射线最初有一个完整的宽度在半最大强度的$\sim 2400$公里秒$^{-1}$ -一个中等速度的类喷出物的速度。H $α$线然后单调地变窄到$\sim1800$ km s $^{-1}$到喷发后70 d。在哈勃太空望远镜的影像档案中，缺乏爆发前的同步来源，这意味着供体是一颗主序星，或者可能是次巨星。相对较低的峰值亮度和快速下降暗示AT 2017 fvz可能是一颗“微弱而快速”的新星。
2019-04-17 astro-ph.SR
Discovery of a planetary nebula surrounding the symbiotic star DT Serpentis
我们报告发现的行星状星云中心的研究不足的共生双星DT Ser。在其他几个共生星空间分辨星云已被发现：但是，只有其中一个可能是一个真正的行星状星云，而其他的可能起源于复杂的质量喷射事件从相互作用的二元中心恒星，可能与新星般的爆发。DT Ser周围的行星状星云边缘严重扭曲，朝向一颗更明亮的恒星，距离5角秒。在红外WISE数据中，这颗恒星显示存在一个分离的冷尘埃壳，就像在AGB后的恒星中观察到的那样。讨论了共生星及其行星状星云与附近可能的post-AGB天体的表观关联。我们还讨论了稀疏和相互矛盾的文献数据，可以支持观测到的行星状星云的表面亮度的变化。DT Ser所表现出的令人困惑和有趣的特征肯定值得进一步和更详细的研究。
2013-08-19 astro-ph.SR
High-resolution imaging of the evolving bipolar outflows in symbiotic novae: The case of the RSOphiuchi 2021 nova outburst
针对2021年RS蛇夫座新星爆发事件，本研究通过VLBI射电观测揭示其双极外流演化形态与密度径向分布特征，明确红巨星质量损失去向，完善了该共生新星爆发后的源结构物理图景。
2024-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic view on the outburst activity of the symbiotic binary AG Draconis
利用爱沙尼亚塔尔图天文台1.5米望远镜获得的500多个光谱，对黄色共生星AG Dra光谱中发射线的变化进行了超过14年（1997 - 2011年）的研究。所涵盖的时间间隔包括2006年开始的AG Dra的主要（冷）爆发。主要发现如下：（i）从光发射谱线的变化可以区分AG Dra的冷爆发和热爆发：（ii）在冷爆发期间，$λ\,6825$处的OVI喇曼散射发射谱线几乎消失：（iii）低激发发射谱线在冷爆发期间没有明显变化，但在热爆发时变化很大，并且随轨道运动而变化;（iv）AG Dra的变化与原型共生星Z的变化相似，这表明为后者提出的“组合新星”模型也可能是AG Dra爆发行为的原因。
2015-12-10 astro-ph.SR
Is the Symbiotic Recurrent Nova T CrB Late? Recent Photometric Evolution and Comparison with Past Pre-Outburst Behaviour
本文比较 T CrB 近期测光演化与 1946 年爆发前历史数据，发现 2023 年亮度下降并非可靠的爆发前兆，并指出系统正回到高吸积状态，爆发可能即将发生。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The path to Z And-type outbursts: The case of V426 Sagittae (HBHA 1704-05)
恒星V426 Sge（HBHA~1704-05）最初被归类为发射线天体和半规则变星，在2018年8月初变亮，显示出共生恒星爆发的特征。我们的目标是确认V426 Sge作为经典共生星的性质，确定光极小的光度星历，并建议从1968年共生新星爆发到2018年Z和型爆发的路径。我们重建了大约1900年V426 Sge的历史光变曲线（LC），并使用原始的低分辨率和高分辨率光谱，辅以Swift-XRT和UVOT，光学UBVRcIc和近红外JHKL测光，在2018年爆发和随后的平静期间获得。历史LC显示从1900年到1967年没有共生样活动。1968年，V426 Sge经历了一次共生新星爆发，并在1990年左右停止。大约从1972年开始，LC中出现了周期为$493.4\pm 0.7$天的波状轨道相关变化。这被2018年8月初至2019年2月中旬的Z And型爆发所打断。在2018年爆发的最大值，燃烧的白矮星（WD）将其温度提高到$>2\times 10^5$ K，产生$\sim 7\times 10^{37}(d/3.3kpc)^2$ erg/s的光度，并以$\sim 3\times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ /年的速度吹出风。供体是一颗正常的M4-5 III巨星，而吸积体是一颗低质量的$\sim$ 0.5 M $_{\odot}$ WD。在从共生新星爆发到静止相的过渡过程中，…
2020-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
